Autores:  (1) Youn Kil Jung, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea, Universidad de Ciencia y Tecnología y The KMTNet Collaboration;  (2) Cheongho Han, Departamento de Física, Universidad Nacional de Chungbuk y The KMTNet Collaboration;  (3) Andrzej Udalski, Observatorio de la Universidad de Varsovia y Colaboración OGLE;  (4) Andrew Gould, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea, Departamento de Astronomía, Universidad Estatal de Ohio, Instituto Max-Planck de Astronomía y Colaboración KMTNet;  (5) Jennifer C. Yee, Centro de Astrofísica | Harvard & Smithsonian y la colaboración KMTNet;  (6) Michael D. Albrow, Universidad de Canterbury, Departamento de Física y Astronomía;  (7) Sun-Ju Chung, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea y Universidad de Ciencia y Tecnología;  (8) Kyu-Ha Hwang, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea;  (9) Yoon-Hyun Ryu, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea;  (10) In-Gu Shin, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea;  (11) Yossi Shvartzvald, Departamento de Física de Partículas y Astrofísica, Instituto Weizmann de Ciencias;  (12) Wei Zhu, Instituto Canadiense de Astrofísica Teórica, Universidad de Toronto;  (13) Weicheng Zang, Departamento de Astronomía, Universidad de Tsinghua;  (14) Sang-Mok Cha, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea y Segunda Escuela de Investigación Espacial, Universidad Kyung Hee;  (15) Dong-Jin Kim, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea;  (16) Hyoun-Woo Kim, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea;  (17) Seung-Lee Kim, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea y Universidad de Ciencia y Tecnología;  (18) Chung-Uk Lee, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea y Universidad de Ciencia y Tecnología;  (19) Dong-Joo Lee, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea;  (20) Yongseok Lee, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea y Escuela de Investigación Espacial, Universidad Kyung Hee;  (21) Parque Byeong-Gon, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea y Universidad de Ciencia y Tecnología;  (22) Richard W. Pogge, Departamento de Astronomía, Universidad Estatal de Ohio;  (23) Przemek Mroz, Observatorio de la Universidad de Varsovia y División de Física, Matemáticas y Astronomía, Instituto de Tecnología de California;  (24) Michal K. Szymanski, Observatorio de la Universidad de Varsovia;  (25) Jan Skowron, Observatorio de la Universidad de Varsovia;  (26) Radek Poleski, Observatorio de la Universidad de Varsovia y Departamento de Astronomía, Universidad Estatal de Ohio;  (27) Igor Soszynski, Observatorio de la Universidad de Varsovia;  (28) Pawel Pietrukowicz, Observatorio de la Universidad de Varsovia;  (29) Szymon Kozlowski, Observatorio de la Universidad de Varsovia;  (30) Krzystof Ulaczyk, Departamento de Física, Universidad de Warwick, Gibbet;  (31) Krzysztof A. Rybicki, Observatorio de la Universidad de Varsovia;  (32) Patryk Iwanek, Observatorio de la Universidad de Varsovia;  (33) Marcin Wrona, Observatorio de la Universidad de Varsovia.  Tabla de enlaces   Resumen e introducción   Observación   Análisis de curva de luz   Parámetros físicos           Planetas con microlente en el plano (log s , log q )   Resumen y conclusiones   Referencias  ABSTRACTO     lentes gravitacionales: sistemas microplanetarios Títulos de materia:  1. Introducción  La firma de un planeta microlente es casi siempre una anomalía de corta duración en la curva de luz suave y simétrica producida por el anfitrión del planeta. En principio, la firma puede aparecer en cualquier posición de la curva de luz de la lente (Gaudi 2012). En realidad, sin embargo, las firmas de los planetas detectadas en la fase anterior de los experimentos de lentes aparecieron principalmente cerca del pico de las curvas de luz de las lentes.  El sesgo hacia las anomalías centrales se atribuye principalmente a la limitación de las primeras encuestas de lentes. Con una cadencia de aproximadamente 1 día de los experimentos de encuestas de primera generación, por ejemplo, las encuestas MACHO (Alcock et al. 1995), OGLE-I (Udalski et al. 1992), MOA-I (Bond et al. 2001), Fue difícil detectar señales planetarias que duraran del orden de 1 día o menos mediante los experimentos de sondeo. Para cumplir con el requisito de cadencia para las detecciones de planetas, Gould y Loeb (1992) propusieron un modo de observación, en el que estudios de campo amplio con una cadencia baja monitorean una gran área del cielo principalmente para detectar eventos de lentes, y experimentos de seguimiento realizan observaciones de alta cadencia para las detecciones de planetas. una pequeña cantidad de eventos de lentes detectados por los estudios utilizando una red de múltiples telescopios de campo estrecho. Sin embargo, este modo de observación tenía el inconveniente de que sólo un puñado de eventos de lentes podían ser monitoreados mediante observaciones de seguimiento. Combinado con la baja probabilidad de perturbaciones planetarias, esto implicó una baja tasa de detección de planetas para esta fase de los experimentos. De hecho, durante los primeros años, no se detectaron planetas de forma segura usando este modo, aunque hubo una detección tentativa en el evento MACHO 98-BLG-35 (Rhie et al. 2000).  Las primeras tres detecciones de microlente se encontraron utilizando la estrategia de encuesta + seguimiento. En el primer evento, OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53 (Bond et al. 2004), los estudios encontraron el planeta, pero el estudio MOA llevó a cabo observaciones de seguimiento adicionales en respuesta a la anomalía planetaria. Los dos planetas siguientes, OGLE-2005-BLG-071Lb (Udalski et al. 2005) y OGLE-2005-BLG-390Lb (Beaulieu et al. 2006), fueron encontrados mediante extensas observaciones de seguimiento de eventos de microlentes conocidos que se iniciaron antes. Comenzó la anomalía planetaria. El descubrimiento de OGLE-2005-BLG-071Lb proporcionó una lección práctica sobre el valor de los eventos de gran aumento (Griest y Safizadeh 1998) para detectar planetas mediante observaciones de seguimiento.  En los años siguientes, la tasa de detección de planetas utilizando el modo encuesta+seguimiento aumentó sustancialmente al centrarse en eventos con aumentos muy altos. Varios factores contribuyeron al aumento de la tasa de detección. En primer lugar, la eficiencia de detección de planetas para eventos de gran aumento es alta. Esto se debe a que un planeta ubicado en la zona de lente de su anfitrión siempre induce una pequeña cáustica central cerca de la posición del anfitrión, y la trayectoria de un evento de gran aumento pasa cerca de la cáustica central. Esto produce una alta probabilidad de que un planeta produzca una perturbación y también limite esa perturbación a un corto período de tiempo mientras el evento está muy magnificado, no durante todo el evento. Como resultado, el momento de la señal planetaria, es decir, el pico de la curva de luz, se puede predecir de antemano y permitir utilizar eficientemente los recursos para observaciones de seguimiento. Por el contrario, predecir la hora de una señal planetaria a través de otros canales es difícil. Finalmente, las estrellas fuente altamente magnificadas son lo suficientemente brillantes como para ser observadas con telescopios de pequeña apertura, hasta telescopios submétricos de clase amateur, y esto permite maximizar los telescopios disponibles para observaciones de seguimiento, por ejemplo, OGLE-2005-BLG-071 ( Udalski et al. 2005; Dong et al. Por lo tanto, los planetas detectados en los experimentos de sondeo y seguimiento se detectaron principalmente a través del canal de gran aumento, y esto condujo al sesgo hacia perturbaciones cáusticas centrales.   Con el funcionamiento de los estudios de alta cadencia, la tasa de detección de planetas está aumentando rápidamente. Una razón importante para el rápido aumento de la tasa de detección es que los planetas pueden detectarse no sólo a través del canal cáustico central sino también a través del canal cáustico planetario adicional. Los planetas se detectan a través del canal cáustico planetario como anomalías producidas por el acercamiento de la fuente cerca de la "cáustica planetaria", que denota uno de los dos conjuntos de cáusticas inducidas por planetas que se encuentran lejos del anfitrión. La cáustica planetaria se encuentra en una posición con una separación del anfitrión de s − 1/s y, por lo tanto, las señales planetarias producidas por esta cáustica pueden aparecer en cualquier parte de la curva de luz lente dependiendo de la separación planeta-anfitrión s (normalizada a la radio angular de Einstein θE). La cáustica planetaria es sustancialmente mayor que la cáustica central y, por tanto, la probabilidad de una perturbación planetaria es mayor. Otra importancia de detectar planetas a través del canal cáustico planetario es que la interpretación de la señal planetaria generalmente no está sujeta a la degeneración cercana (Griest & Safizadeh 1998; Dominik 1999), lo que causa ambigüedad en la estimación de las separaciones planeta-anfitrión para la mayoría de los planetas. detectado a través del canal cáustico central.  En este artículo, presentamos el análisis de dos eventos de microlente planetaria OGLE2018-BLG-0567 y OGLE-2018-BLG-0962, para los cuales ambos planetas se detectan a través de un canal cáustico planetario. Para ambos eventos, las firmas de los planetas fueron cubiertas densa y continuamente por dos estudios de lentes de alta cadencia, y esto nos lleva a interpretar sin ambigüedades las señales planetarias.  Este documento está   bajo licencia CC0 1.0 DEED. disponible en arxiv

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